次矮星
次矮星，有时标示为sd，是淤积斯光谱分类系统中光度属于VI的恒星，绝对星等的光度比主序星低1.5至2等，但光谱型态相同的恒星。在赫罗图上，次矮星的位置在主序带的下方。这个名词是古柏在1939年创造的，用来标示之前被称为“中继白矮星”，却有著异常光谱的恒星。例如SSSPM（esdM7热的次矮星），被认为是两颗伴星合并的结果。
基本介绍
次矮星，有时标示为sd，是约克光谱分类系统中光度属于VI的恒星，它们是绝对星等的光度比主序星低1.5至2等，但光谱型态相同的恒星。在赫罗图上，次矮星的位置在主序带的下方。
次矮星这个名词是古柏在1939年创造的，是用来标示之前被称为"中继白矮星 "，却有着异常光谱的恒星"
冷的次矮星
像正常的主序星一样，冷的次矮星（光谱类型从G至M）以氢的融合产生能量，它们的低光度是以它们的低金属量来解释：这些恒星缺乏比氦重的元素，较低的金属量降低了散逸层的不透明度，和使辐射压减低，结果是质量相同的恒星变得较小和较热。这种较低的不透明度也使得相同光谱类型的恒星辐射出紫外线的百分比较第一星族星高，成为紫外线超出的恒星。通常银河系晕的成员，它们相对于太阳经常有较高的空间相对速度。尚未发现有行星环绕着次矮星公转。
冷的次矮星还有次分类如下：
冷次矮星：例如SSSPM J1930-4311 (sdM7)
极端次矮星：例如APMPM J0559-2903 (esdM7
热的次矮星
热的次矮星，光谱类型为O和B，也称为极端水平分支星，是和冷的次矮星完全不同的类别的天体。这些恒星代表一些恒星发展的晚期阶段，起因于在核心开始融合氦之前，红巨星已经失去它外面的氢层。虽然还不清楚这些过早失去的质量发生的原因，但是在联星系统内的交互作用被认为是主要的机制之一。单独的次矮星被认为是两颗伴星合并的结果。比白矮星明亮许多的B型次矮星，分布在老的恒星系统中，像是球状星团和椭圆星系，是主要成员的元素
值得一提的次矮星
Groombridge 1830
Mu Cassiopeiae
2质量 J05325346+8246465，可能是晕棕矮星和第一颗次恒星的次矮星。
SSSPM J1549-3544
参考资料
Warning: Invalid argument supplied for foreach() in /www/wwwroot/newbaike.com/id.php on line 280